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18 - LE STELLE

Le stelle visibili ad occhio nudo sono poco più di 5.000, circa 2.500 per ogni emisfero. Le stelle più vicine al Sole si spostano alla velocità anche di 20 km/secondo (72.000 km/ora) però, considerando le grandi distanze, lo spostamento angolare è minimo per cui le costellazioni hanno mantenuto il loro disegno fin dagli albori della storia.
Il disegno delle costellazioni è soltanto una disposizione prospettica, senza un significato fisico, perché le stelle componenti possono essere a distanze molto diverse dal nostro punto di osservazione. Se ci spostassimo in un'altra zona della Galassia potremmo vedere, nella stessa zona, l'apparire di disegni completamente diversi.

I CONNOTATI

Le caratteristiche delle stelle variano moltissimo da una all'altra:

  • La magnitudine assoluta può variare tra quella del Sole diviso 100.000 a quella del Sole moltiplicato 100.000.

  • La massa può arrivare a 30 masse solari per le più grandi mentre per le più piccole può scendere a un dodicesimo del Sole.

  • La temperatura dipende normalmente dalla massa. Le più massicce hanno una temperatura superficiale tra i 20.000 e i 30.000 gradi ed un nucleo da 30 a 40 milioni di gradi. Le medie (come il Sole) con 5.000-7.000 gradi in superficie hanno il nucleo intorno a 15 milioni di gradi. Le più piccole possono avere temperature superficiali di 2.000-3.000 gradi con il nucleo a 5-10 milioni di gradi.

  • Il raggio può variare dalla misura del raggio terrestre fino alla distanza di Marte dal Sole. Le stelle più grandi sono rarefatte, quelle più piccole sono più dense.

La distanza delle stelle più vicine può essere misurata con il metodo della parallasse.

STRUMENTI DI INDAGINE

Il fotometro è uno strumento che applicato al telescopio misura la quantità di luce ricevuta da una stella. La luce viene misurata a più riprese, usando filtri di colore diverso; in questo modo si possono ottenere informazioni più accurate sulla temperatura e sul tipo spettrale.

  

Lo spettrometro è uno strumento che scompone la luce proveniente da una stella nei colori dell'iride.
I corpi a temperature superiori ai 500° emettono luce formata da diversi colori, che può essere scomposta attraverso un prisma di vetro formando uno spettro dal rosso al violetto, lo spettro continuo. (Newton) Lo spettro continuo è emesso da solidi, liquidi e gas densi. Un gas rarefatto emette invece soltanto certi colori caratteristici su fondo scuro: sono le sue impronte digitali. Se però questo gas è posto davanti ad una sorgente di luce più calda assorbe le radiazioni che è capace di emettere e produce delle righe nere sovrapposte allo spettro continuo della sorgente.

Lo studio dello spettro continuo e delle righe chiare e scure ci dà la maggior parte delle informazioni sulle stelle.

TERMOMETRO COLORE

Scaldando un pezzo di ferro lo vediamo diventare rosso, giallo, bianco, bianco azzurro: si tratta della cosiddetta radiazione di corpo nero. Allo stesso modo il colore delle stelle dipende dalla temperatura degli strati superficiali.

Le stelle sono classificate secondo il colore e la temperatura nei tipi spettrali O, B, A, F, G, K, M; gli anglosassoni mandano a memoria questa sequenza recitando: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me", che più o meno significa "… fai la brava ragazza, baciami!".

Dall'analisi delle righe spettrali si può dedurre anche la luminosità assoluta, dalla quale, misurando la luminosità apparente, si può calcolare la distanza: è il metodo della parallasse spettroscopica (diagramma Herzsprung-Russell). Dall'intensità delle righe si é dedotto che tutte le stelle hanno all'incirca la stessa composizione: 70% di idrogeno, 28% di elio e 2% di altri elementi più pesanti; la composizione di questo 2% può essere molto diversa da una stella all'altra.

Un'altra relazione teorizzata da Eddington lega la luminosità alla massa, nel senso che le stelle più massicce debbono essere più luminose. Entrambe le relazioni derivano dal fatto che le stelle più massicce debbono produrre più energia per mantenersi in equilibrio vincendo la pressione degli strati più esterni.

Si tratta di due strumenti, che uniti alle informazioni spettroscopiche, sono fondamentali nello studio della struttura e dell'evoluzione delle stelle.

STELLE DOPPIE
  
 

Una buona percentuale di stelle vivono accoppiate gravitazionalmente, anche a gruppi di tre o più. Quelle così vicine da non potersi separare col telescopio possono essere individuate tramite l'effetto Doppler delle righe spettrali.

STELLE VARIABILI

La luminosità di alcune stelle presenta delle variazioni, che possono essere occasionali oppure più o meno regolari: sono le stelle cosiddette variabili.
Tra le variabili regolari la categoria più interessante è quella delle cefeidi, così chiamate perché la prima ad essere scoperta fu Delta Cephei. Il periodo di queste stelle, tra il massimo e il minimo di luminosità, è costante e può durare da 1 a 50 giorni; si è scoperto che esiste una precisa relazione tra periodo e luminosità, nel senso che quelle con il ciclo più lungo sono anche quelle più splendenti. L'importanza di queste stelle deriva dal fatto che una volta misurato il periodo siamo in grado di conoscere la magnitudine assoluta: confrontando questa con la magnitudine apparente è facile calcolare la distanza dell'astro.

   
  
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